Diferencia entre revisiones de «Kepler-1520b»

12 de mayo de 2016 (confirmado)|método_detección=Tránsito|semieje_mayor=0.013 AU (1,900,000 km)|periodo_orbital_sideral=0.6535538 ± 0.0000001|inclinación=~90|estrella=[[Kepler-1520]]|radio_orbital_medio=<1 (para albedo de 0.5) R⊕|masa=<0.02 M⊕|temperatura=2,255 K (1,982 °C; 3,599 °F)}}'''Kepler-1520b''' (conocido inicialmente como '''KIC 12557548 b'''<ref name="Rappaport2012"><cite class="citation journal">Rappaport, S.; et al. (2012). "Possible Disintegrating Short-Period Super-Mercury Orbiting KIC 12557548". ''The Astrophysical Journal''. '''752''' (1). 1. [[arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/1201.2662 1201.2662]</span>. [[Bibcode]]:[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...752....1R 2012ApJ...752....1R]. [[Digital object identifier|doi]]:[[:doi:10.1088/0004-637X/752/1/1|10.1088/0004-637X/752/1/1]].</cite><templatestyles src="Module:Citation/CS1/styles.css"></templatestyles></ref>), es un [[Planeta extrasolar|exoplaneta]] que orbita la estrella [[Enana naranja|tipo K]], ''[[2MASS J19235189+5130170|Kepler-1520]]''. Se encuentra a unos 2.020 [[años luz]] (620 [[Pársec|parsecs]]) de la Tierra en la constelación de [[Cygnus (constelación)|Cygnus]]. El exoplaneta se encontró utilizando el [[Métodos de detección de planetas extrasolares|método de tránsito]], en el que se mide el efecto de atenuación que causa un planeta cuando cruza frente a su estrella. El planeta se propuso anteriormente en 2012, cuando los informes de su estrella madre registraron caídas en su luminosidad que variaban del 0.2% al 1.3%, lo que indicaba que un posible compañero planetario se estaba desintegrando rápidamente. En 2016, finalmente se verificó la naturaleza planetaria de la causa de las inmersiones. Se espera que se desintegre en unos 40–400 millones de años.

La masa de Kepler-1520b es desconocida, sin embargo, el modelado de la tasa de pérdida de masa del planeta indica que el planeta no puede ser más masivo que aproximadamente el 2% de la masa de la Tierra (menos del doble de la masa de la Luna). Según los cálculos, puede haber perdido el 70% de su masa original; podemos estar observando actualmente su núcleo de hierro desnudo.<ref name="Perez-Becker2013"><cite class="citation journal">Perez-Becker, Daniel; Chiang, Eugene (2013). "Catastrophic evaporation of rocky planets". ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society''. '''433''' (3): 2294–2309. [[arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/1302.2147 1302.2147]</span>. [[Bibcode]]:[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013MNRAS.433.2294P 2013MNRAS.433.2294P]. [[Digital object identifier|doi]]:[[:doi:10.1093/mnras/stt895|10.1093/mnras/stt895]].</cite><templatestyles src="Module:Citation/CS1/styles.css"></templatestyles></ref> De los intentos de medir el [[Estrella binaria|eclipse secundario,]] el radio del planeta está limitado a menos de un radio de la Tierra (4600 &nbsp; km) para un [[albedo]] de 0.5.<ref name="Van Werkhoven2014"><cite class="citation journal">Van Werkhoven, T. I. M.; et al. (2014). [https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2014/01/aa22398-13/aa22398-13.html "Analysis and interpretation of 15 quarters of Kepler data of the disintegrating planet KIC 12557548 b"]. ''Astronomy and Astrophysics''. '''561'''. A3. [[arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/1311.5688 1311.5688]</span>. [[Bibcode]]:[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014A&A...561A...3V 2014A&#x26;A...561A...3V]. [[Digital object identifier|doi]]:[[:doi:10.1051/0004-6361/201322398|10.1051/0004-6361/201322398]].</cite><templatestyles src="Module:Citation/CS1/styles.css"></templatestyles></ref> Tiene una temperatura superficial de 2,255 K (1,982 °C; 3,599 °F), mucho más caliente que la superficie de [[Venus (planeta)|Venus]].<ref name="ouellette-2012"><cite class="citation news">Ouellette, Jennifer (May 26, 2012). [http://news.discovery.com/space/dust-to-dust-death-of-an-exoplanet-120526.html "Dust to Dust: The Death of an Exoplanet"]. ''Discovery News''. Discovery Communications, LLC<span class="reference-accessdate">. RetrievedConsultado <span class="nowrap">Juneel 9,</span> de junio de 2012</span>.</cite><templatestyles src="Module:Citation/CS1/styles.css"></templatestyles></ref>

Kepler-1520b orbita tan cerca de su estrella madre que esencialmente se está evaporando al espacio por [[sublimación]], perdiendo aproximadamente 0.6 a 15.6 de la masa de la Tierra por billón de años.<ref name="Van Lieshout2016"><cite class="citation journal">Van Lieshout, R.; et al. (2016). [https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2016/12/aa29250-16/aa29250-16.html "Dusty tails of evaporating exoplanets"]. ''Astronomy and Astrophysics''. '''596'''. A32. [[arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/1609.00275 1609.00275]</span>. [[Bibcode]]:[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016A&A...596A..32V 2016A&#x26;A...596A..32V]. [[Digital object identifier|doi]]:[[:doi:10.1051/0004-6361/201629250|10.1051/0004-6361/201629250]].</cite><templatestyles src="Module:Citation/CS1/styles.css"></templatestyles></ref> Según las predicciones hechas por los científicos, Kepler-1520b dejará de existir en unos 40–400 millones de años.<ref name="Perez-Becker2013"><cite class="citation journal">Perez-Becker, Daniel; Chiang, Eugene (2013). "Catastrophic evaporation of rocky planets". ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society''. '''433''' (3): 2294–2309. [[arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/1302.2147 1302.2147]</span>. [[Bibcode]]:[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013MNRAS.433.2294P 2013MNRAS.433.2294P]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1093/mnras/stt895|10.1093/mnras/stt895]].</cite><templatestyles src="Module:Citation/CS1/styles.css"></templatestyles></ref> Los cálculos de las tasas de pérdida de masa muestran que el planeta probablemente tenía una masa ligeramente más pequeña que Mercurio cuando se formó por primera vez, ya que los cálculos muestran que los planetas con masas superiores al 7% de la Tierra apenas pierden masa en escalas temporales de mil millones de años.

La existencia del planeta se evidenció por primera vez en los datos recopilados por la [[Kepler (satélite)|nave espacial ''Kepler'']] en 2012. Sin embargo, la curva de luz de la estrella, un gráfico de su flujo estelar en función del tiempo, mostró que si bien hubo caídas regulares en el flujo estelar aproximadamente cada 15 horas, la cantidad de luz bloqueada cubrió un amplio rango, del 0.2% al 1.3% de la luz de las estrellas siendo bloqueada.<ref name="Rappaport2012"><cite class="citation journal">Rappaport, S.; et al. (2012). "Possible Disintegrating Short-Period Super-Mercury Orbiting KIC 12557548". ''The Astrophysical Journal''. '''752''' (1). 1. [[arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/1201.2662 1201.2662]</span>. [[Bibcode]]:[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...752....1R 2012ApJ...752....1R]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1088/0004-637X/752/1/1|10.1088/0004-637X/752/1/1]].</cite><templatestyles src="Module:Citation/CS1/styles.css"></templatestyles></ref> ''Saul Rappaport'' y sus colaboradores propusieron varios fenómenos posibles que pueden haber causado las anomalías en la curva de luz, incluidos dos planetas que orbitan entre sí<ref name="hufpo-2012">{{Cita noticia|url=http://www.huffingtonpost.com/2012/05/19/exoplanet-dust-parent-star-heat_n_1529695.html|título=Exoplanet Turning To Dust Under Parent Star's Intense Heat, Scientists Say|fecha=20 de mayo de 2012|agencia=TheHuffingtonPost.com, Inc.|fechaacceso=11 de junio de 2012|apellidos=Howard, Jacqueline}}</ref> y un binario eclipsante que orbita la estrella en un sistema de triple estrella más grande. Sin embargo, los autores encontraron que el hipotético sistema binario del planeta era inestable y que este último escenario no estaba bien respaldado por los datos recopilados por ''Kepler''.

Por lo tanto, los autores postularon que la causa más probable de la curva de luz observada era un planeta en órbita cercana, aproximadamente el doble de la masa de [[Mercurio (planeta)|Mercurio]], que emitía rápidamente pequeñas partículas en órbitas independientes alrededor de la estrella.<ref name="Rappaport2012"><cite class="citation journal">Rappaport, S.; et al. (2012). "Possible Disintegrating Short-Period Super-Mercury Orbiting KIC 12557548". ''The Astrophysical Journal''. '''752''' (1). 1. [[arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/1201.2662 1201.2662]</span>. [[Bibcode]]:[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...752....1R 2012ApJ...752....1R]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1088/0004-637X/752/1/1|10.1088/0004-637X/752/1/1]].</cite><templatestyles src="Module:Citation/CS1/styles.css"></templatestyles></ref> La causa exacta de este fenómeno podría ser la [[sublimación]] directa de la superficie planetaria y su emisión al espacio, el intenso volcanismo causado por los efectos de las mareas de orbitar extremadamente cerca de la estrella madre, o ambos procesos que se refuerzan mutuamente en una fuerza [[Realimentación positiva|bucle de retroalimentación positiva]].